Detectando filamentos de materia obscura.

La elusiva materia obscura no puede observarse pero puede detectarse gravitacionalmente.
Esta materia, es la responsable de mantener unidas a las galaxias y grandes estructuras galácticas, como la pegatina necesaria para que no se desarmen.
Se estima que forma el 27% de la materia del Universo. Se la encuentra en las galaxias, en sus halos, en los filamentos de materia que une galaxias, en cúmulos de galaxias y en todas las estructuras galácticas existentes.

No puede ser observada pero puede detectarse según su interacción con objetos vecinos. Se han medido variaciones en el espectro de estrellas coherentes con las que se producirían si la estrella estuviese absorbiendo materia obscura (pdp, 09/nov./2016, Oscilaciones estelares por acreción de materia obscura, https://paolera.wordpress.com/2016/11/09/oscilaciones-estelares-por-acrecion-de-materia-obscura/). Tal vez hasta existan estrellas de materia obscura (pdp, 13/ene./2015, Las estrellas obscuras podrían existir, https://paolera.wordpress.com/2015/01/13/las-estrellas-obscuras-podrian-existir/). Si esta materia es tan común, hasta podría estar presente en los planetas, incluso en el nuestro.

Pero el principal método de detección de materia obscura se basa en la gravitación.
Esta materia puede desviar gravitacionalmente la luz de objetos lejanos como si se tratase de una lente. De hecho, esto se ha verificado en las imágenes de objetos lejanos detrás de galaxias o cúmulos de galaxias, donde la materia obscura abundante en esos sistemas desvía la luz de esos objetos más lejanos. Así es que se observan varias imágenes simétricas o distorsionadas de objetos lejanos causadas por la gravedad de la materia obscura presente en el camino hacia nosotros.

Siempre se sospechó de la existencia de los filamentos de materia obscura entre galaxias vecinas.
Se observó pares de galaxias cercanas entre sí, tanto realmente vecinas como aparentes vecinas en perspectiva. Estudiando la luz de objetos lejanos y detrás del par de galaxias (luminosas rojas), como también las simetrías de imágenes de las mismas características, se puede estimar la masa y distribución de filamentos de materia obscura, necesarios para producir el efecto observado.

The convergence (κ) map obtained from applying the Kaiser & Squires inversion on to the shear map of Fig. 2. A Gaussian smoothing filter of width 0.36 Mpc h−1 (0.043 75 in units of x, y) has been applied to the convergence map for purposes of illustration. Top panel: reconstruction for physical LRG pairs. There is a clear sign of a mass bridge between the two LRGs. Bottom panel: the same for the non-physical pairs of LRGs. The non-physical pairs lack the apparent filamentary feature between the LRGs.

Imagen en falso color donde se aprecian en color blanco pares de galaxias vecinas (superior) y vecinas aparentes (inferior). Imagen publicada en el trabajo de Seth D. Epps & Michael J. Hudson.

En la imagen superior se puede apreciar la distribución de materia obscura en un filamento que une a ambas galaxias realmente vecinas entre sí. La masa involucrada en este filamento es de unos 16 billones (millones de millones) de masas solares.
En la imagen inferior, las galaxias no son realmente vecinas y no se aprecia la existencia de filamentos de materia obscura entre ellas.

Referencia:

Fuente:

pdp.

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